Koma-Cluster - Coma Cluster

Koma-Cluster
Koma-Cluster
	Ein Sloan Digital Sky Survey / Spitzer-Weltraumteleskop- Mosaik des Coma-Clusters in langwelligem Infrarot (rot), kurzwelligem Infrarot (grün) und sichtbarem Licht. Die vielen schwachen grünen Flecken sind Zwerggalaxien im Haufen. ; Bildnachweis: NASA / JPL - Caltech / GSFC / SDSS
Beobachtungsdaten ( Epoche J2000 )
Konstellation (en)	Koma Berenikes
Rektaszension	12 Std. 59 Min . 48,7 Sek
Deklination	+27° 58′ 50″
Hellstes Mitglied	NGC 4874 und NGC 4889
Anzahl der Galaxien	> 1000
Reichtumsklasse	2
Bautz-Morgan-Klassifikation	II
Geschwindigkeitsverteilung	1.000 km/s
Rotverschiebung	0,0231 (6 925 km/s)
Entfernung ; ( gleichzeitig )	102.975 Mpc (336 Mly ) für h-1 ; 0,705
ICM-Temperatur	8-9 keV
Bindemasse	~ 7 × 10 14 M ☉
Röntgenfluss	(319,20 ± 2,6%) × 10 − 12 erg s −1 cm −2 (0,1-2,4 keV )
Andere Bezeichnungen
	Abell 1656
	Siehe auch: Galaxiengruppe , Galaxienhaufen , Liste der Galaxiengruppen und -haufen

Der Coma- Haufen ( Abell 1656 ) ist ein großer Galaxienhaufen , der über 1.000 identifizierte Galaxien enthält. Zusammen mit dem Leo-Cluster (Abell 1367) ist er einer der beiden Hauptcluster des Coma-Superclusters . Es befindet sich in und hat seinen Namen vom Sternbild Coma Berenices .

Die mittlere Entfernung des Haufens von der Erde beträgt 99 Mpc (321 Millionen Lichtjahre ). Ihre zehn hellsten Spiralgalaxien haben scheinbare Helligkeiten von 12–14, die mit Amateurteleskopen größer als 20 cm beobachtbar sind. Die zentrale Region wird von zwei übergroßen elliptischen Galaxien dominiert : NGC 4874 und NGC 4889 . Der Haufen befindet sich innerhalb weniger Grad vom galaktischen Nordpol am Himmel. Die meisten Galaxien, die den zentralen Teil des Coma-Haufens bewohnen, sind elliptisch. Sowohl Zwerg- als auch Riesenelliptische sind im Coma Cluster in Hülle und Fülle zu finden.

Clustermitglieder

Schwänze in der Spiralgalaxie D100 , die sich im Coma-Cluster befindet, werden durch Staudruck-Stripping erzeugt.

Wie für Haufen dieses Reichtums üblich, sind die Galaxien überwiegend elliptisch und S0-Galaxien , mit nur wenigen Spiralen jüngeren Alters, und viele von ihnen wahrscheinlich in der Nähe des Randes des Haufens.

Die volle Ausdehnung des Haufens wurde nicht verstanden, bis er in den 1950er Jahren von Astronomen am Mount Palomar Observatory gründlicher untersucht wurde , obwohl viele der einzelnen Galaxien im Haufen zuvor identifiziert worden waren.

Dunkle Materie

Der Coma-Cluster ist einer der ersten Orte, an denen beobachtete Gravitationsanomalien als Hinweis auf unbeobachtete Masse angesehen wurden. 1933 zeigte Fritz Zwicky , dass sich die Galaxien des Coma-Haufens zu schnell bewegten, als dass der Haufen durch die sichtbare Materie seiner Galaxien zusammengehalten werden könnte. Obwohl die Idee der Dunklen Materie erst in weiteren fünfzig Jahren akzeptiert werden würde, schrieb Zwicky, dass die Galaxien durch "...some dunkle Materie " zusammengehalten werden müssen .

Es wird angenommen, dass etwa 90 % der Masse des Coma-Clusters in Form von Dunkler Materie vorliegen . Die Verteilung der Dunklen Materie innerhalb des Haufens ist jedoch kaum eingeschränkt.

Röntgenquelle

Eine erweiterte Röntgenquelle bei 1300 + 28 in Richtung der Coma - Galaxienhaufen zentrierte vor 1966. August Dieser Röntgenbeobachtung berichtet wurde , wurde durch eine Ballon durchgeführt, aber die Quelle nicht in der erfassten Rakete Flug durch die ins Leben gerufen Röntgenastronomiegruppe am Naval Research Laboratory am 25. November 1964. Eine starke Röntgenquelle wurde vom Röntgenobservatoriumssatelliten Uhuru in der Nähe des Zentrums des Coma-Clusters beobachtet und diese Quelle wurde als Coma X . bezeichnet -1.

Der Coma-Cluster enthält etwa 800 Galaxien in einem 100 x 100 Bogenminuten großen Bereich der Himmelssphäre. Die Quelle nahe dem Zentrum bei RA (1950) 12 ^h 56 ^m ± 2 ^m Dez 28°6' ± 12' hat eine Leuchtkraft L _x = 2,6 x 10 ⁴⁴ ergs/s. Da die Quelle mit einer Größe von etwa 45' erweitert ist, spricht dies gegen die Möglichkeit, dass eine einzelne Galaxie für die Emission verantwortlich ist. Die Uhuru-Beobachtungen zeigten eine Quellenstärke von nicht mehr als ~10 ⁻³ Photonen cm ⁻² s ⁻¹ keV ⁻¹ bei 25 keV, was den früheren Beobachtungen widerspricht, die eine Quellenstärke von ~10 ⁻² Photonen cm ⁻² s ^{− .} behaupteten ¹ keV ^-1 bei 25 keV und einer Größe von 5°.

Galerie

Tausende von Kugelsternhaufen liegen im Kern eines Galaxienhaufens.
Ein großer Teil des Koma-Clusters, gesehen von Hubbles Advanced Camera for Surveys
Hubble-Nahaufnahme auf dem Koma-Cluster.
Eine frontale Ansicht einer Spiralgalaxie ( NGC 4911 ), die sich tief im Koma-Haufen befindet.
Weitfeldaufnahme des Coma-Clusters, aufgenommen am Mount Lemmon SkyCenter mit dem 0,8-m-Schulman-Teleskop.
Coma Cluster fotografiert durch 8" Celestron Edge HD in San Diego, CA.
Karte des zentralen Teils des Coma-Clusters.